Este artigo está disponível no arxiv sob licença CC0 1.0 DEED.   Autores:  (1) Youn Kil Jung, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais, Universidade de Ciência e Tecnologia e Colaboração KMTNet;  (2) Cheongho Han, Departamento de Física, Universidade Nacional de Chungbuk e Colaboração KMTNet;  (3) Andrzej Udalski, Observatório da Universidade de Varsóvia e Colaboração OGLE;  (4) Andrew Gould, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais, Departamento de Astronomia, Universidade Estadual de Ohio, Instituto Max-Planck de Astronomia e Colaboração KMTNet;  (5) Jennifer C. Yee, Centro de Astrofísica | Harvard & Smithsonian e a colaboração KMTNet;  (6) Michael D. Albrow, Universidade de Canterbury, Departamento de Física e Astronomia;  (7) Sun-Ju Chung, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais e Universidade de Ciência e Tecnologia;  (8) Kyu-Ha Hwang, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais;  (9) Yoon-Hyun Ryu, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais;  (10) In-Gu Shin, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais;  (11) Yossi Shvartzvald, Departamento de Física de Partículas e Astrofísica, Instituto Weizmann de Ciência;  (12) Wei Zhu, Instituto Canadense de Astrofísica Teórica, Universidade de Toronto;  (13) Weicheng Zang, Departamento de Astronomia, Universidade Tsinghua;  (14) Sang-Mok Cha, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais e 2Escola de Pesquisa Espacial, Universidade Kyung Hee;  (15) Dong-Jin Kim, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais;  (16) Hyoun-Woo Kim, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais;  (17) Seung-Lee Kim, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais e Universidade de Ciência e Tecnologia;  (18) Chung-Uk Lee, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais e Universidade de Ciência e Tecnologia;  (19) Dong-Joo Lee, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais;  (20) Yongseok Lee, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais e Escola de Pesquisa Espacial, Universidade Kyung Hee;  (21) Parque Byeong-Gon, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais e Universidade de Ciência e Tecnologia;  (22) Richard W. Pogge, Departamento de Astronomia, Ohio State University;  (23) Przemek Mroz, Observatório da Universidade de Varsóvia e Divisão de Física, Matemática e Astronomia, Instituto de Tecnologia da Califórnia;  (24) Michal K. Szymanski, Observatório da Universidade de Varsóvia;  (25) Jan Skowron, Observatório da Universidade de Varsóvia;  (26) Radek Poleski, Observatório da Universidade de Varsóvia e Departamento de Astronomia, Universidade Estadual de Ohio;  (27) Igor Soszynski, Observatório da Universidade de Varsóvia;  (28) Pawel Pietrukowicz, Observatório da Universidade de Varsóvia;  (29) Szymon Kozlowski, Observatório da Universidade de Varsóvia;  (30) Krzystof Ulaczyk, Departamento de Física, Universidade de Warwick, Gibbet;  (31) Krzysztof A. Rybicki, Observatório da Universidade de Varsóvia;  (32) Patryk Iwanek, Observatório da Universidade de Varsóvia;  (33) Marcin Wrona, Observatório da Universidade de Varsóvia.  Tabela de links   Resumo e introdução   Observação   Análise de curva de luz   Parâmetros Físicos           Microlentes Planetas no plano (log s , log q )   Sumário e conclusões   Referências  2. Observação  Os dois eventos planetários foram observados pelas duas pesquisas de lentes conduzidas pelos grupos OGLE e KMTNet. A pesquisa OGLE utiliza o telescópio de 1,3 m localizado no Observatório Las Campanas, no Chile. A pesquisa KMTNet utiliza três telescópios de 1,6 m localizados no Observatório Siding Spring na Austrália (KMTA), no Observatório Interamericano Cerro Tololo no Chile (KMTC) e no Observatório Astronômico Sul-Africano na África do Sul (KMTS). A distribuição global dos telescópios KMTNet permite monitorar continuamente os eventos. Em ambos os levantamentos, as observações foram realizadas principalmente na banda I, e uma fração das imagens foi tirada na banda V para determinar a cor das estrelas fonte microlentes.   Para ambos os eventos, os conjuntos de dados foram reduzidos com base na metodologia de subtração de imagens (Tomaney & Crotts 1996; Alard & Lupton 1998), especificamente Albrow et al. (2009) para KMTNet e Wo´zniak (2000) para OGLE. As barras de erro fotométrico foram então reajustadas seguindo a prescrição apresentada em Yee et al. (2012). Observamos que, para a medição da cor da fonte, realizamos adicionalmente reduções de pyDIA (Albrow 2017) para um subconjunto dos dados KMTNet, que retorna simultaneamente a curva de luz e a fotometria da estrela do campo no mesmo sistema.  Este artigo está   sob licença CC0 1.0 DEED. disponível no arxiv

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